Gaia Data Release 1 Documentation release 0

We have looked at two fields, a dense field of radius 2
◦
centred at (l, b)
= (330
◦
, -4
◦
) with 400 000 stars per square
degree, and a sparse field of radius 15
◦
centred at (l, b)
=(260
◦
, -60
◦
) with 2900 stars per square degree. The
resulting distributions are shown in Figure 7.5. For the dense field (left panel) the distribution is close to random
for separations above 4 , but drops for smaller separations with a sharp drop at 2 . In the shallow field, which is
much larger and not as uniform, the sharp drop between 2 and 2.5
is also seen, but not the drop at 3.5 . In order
to improve the uniformity of the sparse field, three small areas around galaxies and clusters were left out when
deriving the distribution.
Figure 7.5: Distribution of source to source distances in Gaia DR1 for a dense (l
= 330
◦
, b
= −4
◦
, ρ
= 2
◦
, left)
and sparse (l
= 260
◦
, b
= −60
◦
, ρ
= 15
◦
, right) star field. The dashed lines show the relation corresponding to a
random distribution of the sources.
To better understand these results, we made a simple simulation of a dense, random field, starting with 500 000 stars
in a square degree. We then removed sources which had very poor chances of ever getting a clean photometric
observation. The photometric windows are quite large, 2.1
in the across scan direction and a diagonal size of
4.1 . If a source has either a significantly brighter neighbour within 2.1
or at least two such neighbours between
2.1
and 4.1
it was removed. We took significantly brighter to mean brighter by at least 0.2 mag. The criterion
of two bright neighbours is very simplistic and is taken to represent the cases where a star is unlikely to ever get a
clean photometric observation, irrespective of the scanning direction. Figure 7.6 shows the resulting distribution,
which reproduces many of the same characteristics seen in the real data (separations below 4 ) shown in Figure 7.5
(left).
We can therefore expect that the population of pairs closer than 2
consists of sources of similar brightness, where
in a given transit either source has a fair chance of being detected as the brighter and therefore get a full observation
window instead of the truncated window assigned to the fainter detection. For a brief description of the on-board
conflict resolution see e.g. Fabricius et al. (2016, Sect. 2). There is of course still the risk, that a few of the closest
pairs are in reality two catalogue instances of the same source as discussed above.
We can now further understand the drop between 2
and 4
as being due to conflicts between the photometric
windows for the sources. This drop is not present in the sparse field, where the chance of having two disturbing
sources in the right distance range is much smaller than in a dense field.
An important lesson from the simulation is illustrated in the right panel of Figure 7.6. Of the original 500 000 stars
in the simulation only 322 000 (64%) survived the selection criteria described above. This has a significant impact
on the fainter couple of magnitudes.
271

---

Figure 7.6: Simulation of the distribution of source to source distances in a dense, random field (left) after applying
selection criteria similar to Gaia DR1. The fraction retained is shown on the right. The field has a true source
density of 500 000 stars per square degree, but only 320 000 remain after applying the selection criteria in this
simulation.
Below 2
separation, the dense field shows the expected small fraction of field stars of similar magnitude. How-
ever, the sparse field shows a peak below half an arcsecond, suggesting a high frequency of such double stars in
that area. We looked in more detail at the 73 pairs brighter than 12 mag to see if TDSC (Fabricius et al. 2002) could
confirm the duplicity. Of the 65 pairs found in Tycho-2, 47 are listed as doubles in TDSC, while 7 may be doubles
missing in TDSC, and 11 are possibly duplicated Gaia sources. This small test thus indicates that the majority of
the Gaia DR1 doubles are actual double stars. The absence of a double star peak in the dense field may be caused
by the higher conflict ratio and the prevalence of very distant sources in that area.
7.4.2.3
Formal quality
The Gaia catalogue provides errors and goodness of fit metrics for its astrometric solution; the catalogue validation
process included several checks of these errors that could be done without reference to external data. These
included examining the astrometric goodness-of-fit fields and checking that solutions did not mix high and low
precisions on di
fferent parameters. Gaia DR1 contains 5 and 2 astrometric parameter solutions for TGAS and Gaia
secondary sources, respectively.
Focusing on the 5 parameter solutions for TGAS, they have been broken up into Hipparcos and Tycho-only subsets.
A 0.012% of Hipparcos sources contain astrometric errors exceeding 10 mas in position, 10 mas yr
−1
in proper
motion, or 5 mas in parallax. Using the same criterion, 0.067% of the Tycho-only sources supersede some of these
thresholds.
In Table 7.3 we compare the uncertainties for the remaining sources with the ones expected for a TGAS based on
only 0.5 years of Gaia data, as discussed in Michalik et al. (2015a, Tables 2 and 1). The actual TGAS errors for
Tycho-only stars are better than expected, probably because we have 1.15 years of data instead of the 0.5 years in
the simulation. The much smaller errors for Hipparcos are more susceptible to the imperfections of the Gaia DR1
processing and the (insu
fficient) five parameter model for astrometry.
In addition, we have checked for TGAS the size of the astrometric standard uncertainties as a function of the
number of observations. An example is shown in Figure 7.7, where the red points correspond to solutions where
σ
α∗
is further from the median value at that number of observations, than twice the distance from the median to
the 2nd or 98th percentiles. The fraction of such outliers never exceeds 0.6% for any of the TGAS parameters. We
note that due to the di
fferent scan orientations for different observations, we cannot expect a simple square root
272

---